ערפילית

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית

ערפילית היא ענן בין-כוכבי של גז ואבק. המונח "ערפילית" (nebula) שימש במקור כשם לקבוצה של עצמים שמימיים, אשר כללה, בין השאר, גם גלקסיות.

תוכן עניינים

1 סוגי ערפיליות
2 קישורים חיצוניים

[עריכה] סוגי ערפיליות

מבחינים במספר סוגי ערפיליות:

ערפילית פליטה - אלה הם ענני גז מיונן, אשר פולטות קרינה כתוצאה ממעברי האלקטרונים בין רמות האנרגיה. לקבוצה זו שייכים אזורי H II ,ערפיליות פלנטריות וערפיליות סופרנובה.
ערפיליות החזרה - אלה הן ערפליות אשר מפזרות ומחזירות את אור הכוכבים הנמצאים סביבן, לפניהן ובתוכן.
ערפיליות בליעה או ערפיליות כהות - ערפיליות אשר אינן מוארות על ידי הכוכבים בסמוך להן, אך בכל זאת מהוות מסך אשר מסתיר מאיתנו את אור הכוכבים אשר נמצאים מאחוריהן. ערפיליות כאלה מצטיירות ככתמים אפלים על רקע שדות הכוכבים. הנפוצים מבין הערפיליות האפלות הם עננים מולקולריים.

[עריכה] אזור H II - אזור יצירת כוכבים

אזור H II זהו אזור אשר בו נוצרים כוכבים. זהו אזור חם וצפוף, אשר מורכב ברובו (כ90%) ממימן מיונן, הליום (כ-10%) ושאריות יסודות כבדים יותר. גודלו של אזור זה יכול להיות משנות אור בודדות ועד מאות שנות אור, והוא מהווה חלק קטן בלבד מענן מולקולרי. אזורים אלה פולטים קרינה כתוצאה מכך שכוכבים צעירים ומאסיביים פולטים קרינה בתחום האולטרא סגול ומייננים את ענני המימן אשר נמצאים בסמוך להם.

[עריכה] ערפילית פלנטרית

ערך מורחב – ערפילית פלנטרית

ערפילית פלנטרית זוהי מעטפת גז אשר משיל אחריו ענק אדום לאחר הפיכתו לננס לבן. קרינתה של הערפילית נובעת מיינון הגז על ידי הננס הלבן. משך חייה של הערפילת הוא מספר אלפי שנים בלבד. בגלקסיה שלנו נצפו כ1500 ערפיליות פלנטריות.

[עריכה] ערפילית סופרנובה

ערפילית סופרנובה זוהי תוצאה של התפוצצות סופרנובה - קריסה גרוויטציונית של כוכב מאסיבי, כאשר השכבות החיצוניות של הכוכב מועפות לכל כיוון במהירות אדירה. בתוך הערפילית יימצא כוכב נייטרונים או חור שחור, לפי מסת הכוכב. ייחודה של ערפילית זו היא בכך, שקרינתה נובעת לא מיינון הגז על ידי קרינת הכוכב שבתוך הערפילית, אלא מחימום הגז על ידי גלי ההלם הגרוויטציוניים.

[עריכה] קישורים חיצוניים

עוברי כוכבים נתגלו בערפילית הטריפיד, באתר "הידען" (קישור חוטפני - עדיף לפתוח בחלון נפרד)

מחזור חייו של כוכב (לא בקנה מידה)

$_{\Mu_\bigodot}$ = מסת השמש, כ-‎2 x 10³⁰ ‏ק"ג מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד = פחות מ- $_{\Mu_\bigodot}$ 0.08 לערך מסה קטנה = בטווח $_{\Mu_\bigodot}$ 0.08 - 0.4 לערך מסה בינונית = בטווח $_{\Mu_\bigodot}$ 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ- $_{\Mu_\bigodot}$ 1.44 לערך) מסה גדולה = לפחות $_{\Mu_\bigodot}$ 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות $_{\Mu_\bigodot}$ 1.44 לערך) הערה: במצבים בהם כוכב מסוים סופח אליו מסה - הוא עשוי לעבור למחזור חיים של מסה גבוהה יותר. לדוגמה: אם ננס לבן סופח אליו מסה, המגדילה אותו מעבר לגבול צ'נדראסקאר ( $_{\Mu_\bigodot}$ 1.44) - הוא יהפוך לכוכב נייטרונים (במקום לננס שחור).